Серия Бальмера - Balmer series

"Видимый" линии спектра излучения водорода в серии Бальмера. H-альфа красная линия справа. Четыре строки (считая справа) формально находятся в видимый диапазон. Строки пятую и шестую можно увидеть с невооруженным глазом, но считаются ультрафиолетовый поскольку они имеют длину волны менее 400 нм.

В Серия Бальмера, или же Линии Бальмера в атомная физика, является одним из набора шесть названных серий описывая спектральная линия выбросы атом водорода. Ряд Бальмера рассчитывается по формуле Бальмера, эмпирический уравнение, открытое Иоганн Балмер в 1885 г.

Видимый спектр из свет из водород отображает четыре длины волн, 410 нм, 434 нм, 486 нм и 656 нм, которые соответствуют выбросам фотоны к электроны в возбужденных состояниях, переходящих на квантовый уровень, описываемый главное квантовое число п равно 2.^[1] Есть несколько выдающихся ультрафиолетовый Линии Бальмера с длинами волн короче 400 нм. Количество этих линий представляет собой бесконечный континуум, поскольку он приближается к пределу в 364,6 нм в ультрафиолете.

После открытия Бальмера пять других спектральная серия водорода были обнаружены, соответствующие переходу электронов к значениям п кроме двух.

Обзор

В упрощенном Модель Резерфорда Бора из атом водорода, линии Бальмера возникают в результате скачка электрона между вторым энергетическим уровнем, ближайшим к ядру, и более удаленными уровнями. Здесь показано излучение фотона. Изображенный здесь переход 3 → 2 дает H-альфа, первая линия из серии Бальмера. Для водорода (Z = 1) этот переход приводит к фотону длина волны 656 нм (красный).

Серия Balmer характеризуется электрон переход от п ≥ 3 до п = 2, где п относится к радиальное квантовое число или же главное квантовое число электрона. Переходы последовательно называются греческими буквами: п = От 3 до п = 2 называется H-α, от 4 до 2 - H-β, от 5 до 2 - H-γ и от 6 до 2 - H-δ. Поскольку первые спектральные линии, относящиеся к этой серии, расположены в видимой части электромагнитный спектр эти линии исторически называются «H-альфа», «H-бета», «H-гамма» и так далее, где H - элемент водород.

Переход п	3→2	4→2	5→2	6→2	7→2	8→2	9→2	∞→2
Имя	H-α / Ba-α	H-β / Ba-β	H-γ / Ba-γ	H-δ / Ba-δ	H-ε / Ba-ε	H-ζ / Ba-ζ	H-η / Ba-η	Бальмер брейк
Длина волны (нм, воздух)	656.279^[2]	486.135^[2]	434.0472^[2]	410.1734^[2]	397.0075^[2]	388.9064^[2]	383.5397^[2]	364.6
Разница энергии (эВ)	1.89	2.55	2.86	3.03	3.13	3.19	3.23	3.40
Цвет	красный	Аква	Синий	фиолетовый	(Ультрафиолетовый )	(Ультрафиолет)	(Ультрафиолет)	(Ультрафиолет)

Хотя физики знали об атомной эмиссии до 1885 года, у них не было инструмента, чтобы точно предсказать, где должны появиться спектральные линии. Уравнение Бальмера предсказывает четыре видимые спектральные линии водорода с высокой точностью. Уравнение Бальмера вдохновило Уравнение Ридберга как ее обобщение, что, в свою очередь, привело физиков к открытию Lyman, Пашен, и Brackett серии, который предсказал другие спектральные линии водорода, обнаруженные за пределами видимый спектр.

Красный H-альфа спектральная линия бальмеровской серии атомарного водорода, являющаяся переходом из оболочки п = 3 в оболочку п = 2, один из ярких цветов вселенная. Он вносит яркую красную линию в спектры выброс или ионизационной туманности, как Туманность Ориона, которые часто H II регионы найдены в областях звездообразования. На полноцветных изображениях эти туманности имеют красновато-розовый цвет из-за комбинации видимых бальмеровских линий, которые излучает водород.

Позже было обнаружено, что при исследовании линий спектра Бальмера в спектре водорода с очень высоким разрешением они представляли собой близкорасположенные дублеты. Это расщепление называется тонкая структура. Также было обнаружено, что возбужденные электроны из оболочек с п больше 6 может перейти в п = 2 оболочки, при этом излучая оттенки ультрафиолета.

Две бальмеровские линии (α и β) хорошо видны в этом спектре излучения дейтериевая лампа

Формула Бальмера

Бальмер заметил, что одна длина волны имеет отношение к каждой линии в спектре водорода, которая находится в видимом диапазоне. свет область, край. Эта длина волны была 364.50682 нм. Когда любое целое число больше 2 возводилось в квадрат, а затем делилось само на себя в квадрате минус 4, тогда это число умножалось на 364.50682 нм (см. уравнение ниже) дала длину волны другой линии в спектре водорода. С помощью этой формулы он смог показать, что некоторые измерения линий, выполненные в его время спектроскопия были немного неточными, и его формула предсказывала линии, которые были позже обнаружены, хотя еще не наблюдались. Его число также оказалось пределом ряда. Уравнение Бальмера можно использовать для нахождения длина волны линий поглощения / излучения и первоначально был представлен следующим образом (за исключением изменения обозначений, чтобы константа Бальмера была представлена как B):

{ displaystyle lambda = B left ({ frac {n ^ {2}} {n ^ {2} -m ^ {2}}} right) = B left ({ frac {n ^ { 2}} {п ^ {2} -2 ^ {2}}} right)}

Где

λ это длина волны.

B - константа со значением 3.6450682×10⁻⁷ м или же 364.50682 нм.

м равно 2

п такое целое число, что п > м.

В 1888 г. физик Йоханнес Ридберг обобщил уравнение Бальмера для всех переходов водорода. Уравнение, обычно используемое для вычисления ряда Бальмера, является конкретным примером Формула Ридберга и следует как простая обратная математическая перестановка приведенной выше формулы (обычно с использованием обозначений м за п в качестве единственной интегральной постоянной):

{ displaystyle { frac {1} { lambda}} = { frac {4} {B}} left ({ frac {1} {2 ^ {2}}} - { frac {1} { n ^ {2}}} right) = R _ { mathrm {H}} left ({ frac {1} {2 ^ {2}}} - { frac {1} {n ^ {2}} } right) quad mathrm {для ~} n = 3,4,5, ...}

куда λ - длина волны поглощенного / испускаемого света и р_ЧАС это Постоянная Ридберга для водорода. Видно, что постоянная Ридберга равна 4/B в формуле Бальмера, и это значение для бесконечно тяжелого ядра равно 4/3.6450682×10⁻⁷ м = 109737310,57 м⁻¹.^[3]

Роль в астрономии

Серия Бальмера особенно полезна в астрономия потому что бальмеровские линии появляются в многочисленных звездных объектах из-за содержания водорода в вселенная, и поэтому обычно видны и относительно сильны по сравнению с линиями от других элементов.

В спектральная классификация звезд, которая в первую очередь определяет температуру поверхности, основана на относительной силе спектральных линий, и серия Бальмера, в частности, очень важна. Другие характеристики звезды, которые можно определить путем тщательного анализа ее спектра, включают: поверхностная сила тяжести (в зависимости от физического размера) и состава.

Поскольку линии Бальмера обычно видны в спектрах различных объектов, они часто используются для определения лучевые скорости из-за доплеровское смещение линий Бальмера. Это имеет важное применение во всей астрономии, начиная с обнаружения двойные звезды, экзопланеты, компактные объекты, такие как нейтронные звезды и черные дыры (движением водорода в аккреционные диски вокруг них), идентифицируя группы объектов со схожими движениями и предположительно происхождением (движущиеся группы, звездные скопления, скопления галактик, и обломки от столкновений), определяя расстояния (фактически красные смещения ) галактик или квазары, и выявление незнакомых объектов путем анализа их спектра.

Линии Бальмера могут выглядеть как поглощение или же выброс линии в спектре, в зависимости от природы наблюдаемого объекта. В звезды, бальмеровские линии обычно видны в абсорбции, и они "самые сильные" у звезд с температурой поверхности около 10 000 кельвины (спектральный класс А). В спектрах большинства спиральных и неправильных галактик активные галактические ядра, H II регионы и планетарный туманности, линии Бальмера являются эмиссионными.

В звездных спектрах линия H-эпсилон (переход 7 → 2, 397,007 нм) часто смешивается с другой линией поглощения, вызванной ионизированной кальций известный как "H" ( оригинальное обозначение данный Йозеф фон Фраунгофер ). H-эпсилон отделен от Ca II H на 0,16 нм при 396,847 нм и не может быть разрешен в спектрах с низким разрешением. Линия H-дзета (переход 8 → 2) аналогичным образом смешана с нейтральным гелий линия, видимая у горячих звезд.

Смотрите также

Примечания

^ Нейв, К. Р. (2006). «Водородный спектр». Гиперфизика. Государственный университет Джорджии. Получено 2008-03-01.
^ ^а ^б ^c ^d ^е ^ж ^грамм Крамида, А., Ральченко, Ю., Ридер, Дж., И команда NIST ASD (2019). База данных атомных спектров NIST (версия 5.7.1), [онлайн]. Имеется в наличии: https://physics.nist.gov/asd [2020, 11 апреля]. Национальный институт стандартов и технологий, Гейтерсбург, доктор медицины. DOI: https://doi.org/10.18434/T4W30F
^ "CODATA Рекомендуемые значения фундаментальных физических констант: 2006 г." (PDF). Комитет по данным для науки и технологий (CODATA). NIST.

[1] Нейв, К. Р. (2006). «Водородный спектр». Гиперфизика. Государственный университет Джорджии. Получено 2008-03-01.

[:0-2] а ^б ^c ^d ^е ^ж ^грамм Крамида, А., Ральченко, Ю., Ридер, Дж., И команда NIST ASD (2019). База данных атомных спектров NIST (версия 5.7.1), [онлайн]. Имеется в наличии: https://physics.nist.gov/asd [2020, 11 апреля]. Национальный институт стандартов и технологий, Гейтерсбург, доктор медицины. DOI: https://doi.org/10.18434/T4W30F

[CODATA-3] "CODATA Рекомендуемые значения фундаментальных физических констант: 2006 г." (PDF). Комитет по данным для науки и технологий (CODATA). NIST.

[1]

[2]

[3]